Europa, též Jupiter II, je měsíc planety Jupiter, druhý nejbližší a současně nejmenší z Galileovských měsíců. Při zahrnutí malých měsíců je v pořadí od planety šestý. Objevili ji už v 17. století Galileo Galilei a nezávisle na něm i jeho současník Simon Marius. Byla pojmenována podle Európy, jedné z milenek boha Dia, dcery vládce Týru, právě na základě Mariova návrhu.
Europa má 3100 km v průměru, takže je jen o něco málo menší než pozemský Měsíc, a současně je šestým největším měsícem ve sluneční soustavě. Předpokládá se, že plášť Europy je tvořen převážně z křemičitanů, které obklopují železné jádro. Okolo Europy se vyskytuje slabá atmosféra tvořená převážně z kyslíku, pod ní se nachází ledová krusta tvořící pevný a hladký povrch. Povrch Europy je jen řídce poset impaktními krátery, což naznačuje, že je velice mladý. Led je místy porušen a protkán systémy prasklin a trhlin. Malé množství kráterů, hladký povrch a praskliny vedly vědce k hypotéze, že se pod ledovým povrchem nachází oceán kapalné vody, který by teoreticky mohl poskytovat útočiště jednoduchému mimozemskému životu. Podobně, jako v případě Io i Europa je vystavována silným slapovým jevům vlivem gravitačního působení Jupiteru, které by mohly teoreticky udržovat oceán tekutý a umožňovat dynamickou geologickou aktivitu.
Okolo Europy proletělo několik sond, které podrobněji zkoumaly vlastnosti měsíce. Nejčerstvější data pocházejí od americké sondy Galileo. Dříve měsíc zkoumala i dvojice sond Voyager 1 a Voyager 2. K Europě nyní směřuje mise Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE), která odstartovala v dubnu 2023, a mise Europa Clipper, která odstartovala v říjnu 2024.
Fyzikální charakteristiky vlevo|náhled|Ilustrace vnitřní stavby Europy. Uprostřed malé železné jádro ve správné velikosti (šedá barva), okolo horninový plášť (hnědý), dále oceán kapalné vody (modrý) a ledová krusta silná několik kilometrů.
Vnitřní stavba Europa je vnitřním složením nejspíše podobná velkým terestrickým planetám, hlavní minerální zastoupení v horninách pak připadá na silikáty. Okolo silikátové kůry a pláště se nachází nejspíše obrovský oceán tekuté vody mocný přibližně 100 km obepínající celé těleso. Na povrchu se nachází vrstva zmrzlé vody v podobě vodního ledu vystaveného interakcí s okolním kosmickým prostředím. Nedávné měření sondy Galileo ukázalo, že Europa má stálé indukované magnetické pole, které vzniká interakcí s Jupiterovým magnetickým polem a současně napovídá, že se na Europě musí vyskytovat podpovrchová vodivá vrstva. Tato vrstva je pravděpodobně tvořená slanou vodou v oceánu. Předpokládá se, že krusta se otočila o 80°, téměř se převrátila, což by bylo nepravděpodobné, pokud by led byl pevně spojen s pláštěm. Europa má pravděpodobně kovové jádro tvořené nejspíše železem a niklem.
Povrchové útvary náhled|260px|Mosaika snímků sondy Galileo ukazuje útvary naznačující vnitřní aktivitě měsíce: lineae, domes, pits and Conamara Chaos. Europa patří mezi tělesa s nejhladším povrchem ve sluneční soustavě. Nejviditelnější křížem krážem procházející linie jsou nejspíše albedové útvary, které zdůrazňují nízkou topografii povrchu. Na povrchu měsíce se nachází jen velice malé množství impaktních kráterů, jelikož povrch je nejspíše tektonicky aktivní a tedy relativně mladý.Arnett, Bill; Europa (November 7, 1996) Ledová kůra na povrchu měsíce současně způsobuje jedno z největších albed dosahující hodnoty 0,64 – jedné z nejvyšších mezi všemi měsíci ve sluneční soustavě. Na základě četnosti impaktních kráterů na povrchu vzniklých bombardováním kometami se zdá, že celý povrch je velice mladý a aktivní. Odhaduje se, že věk povrchu měsíce je pouze 20 až 180 miliónů let.Schenk, Paul M.; Chapman, Clark R.; Zahnle, Kevin; and Moore, Jeffrey M.; Chapter 18: Ages and Interiors: the Cratering Record of the Galilean Satellites, in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press, 2004 V současné době neexistuje konsenzus mezi vědeckou obcí u celé řady povrchových útvarů a vlastností povrchu, často jsou vysvětlovány zcela protichůdnými teoriemi.
Lineární praskliny vlevo|náhled|260px|Snímek povrchu přibližně v pravých barvách ze sondy Galileo, ukazuje lineae
Nejviditelnější povrchové útvary na Europě jsou série tmavších prasklin, které křižují nahodile a ve všech směrech povrch měsíce. Bližší pozorování ukázalo, že na obou stranách těchto prasklin mohou být útvary, které dříve byly spolu spojené a které se oddělily vlivem posunu části ledu směrem od sebe. Praskliny mohou být tisíce kilometrů dlouhé a desítky kilometrů široké.
Nejpřijímanější teorie naznačuje, že trhliny vznikly pravděpodobně popraskáním ledové kůry v důsledku série erupcí teplejšího ledu směrem k povrchu, který pak oslabil povrchový led a umožnil vznik prasklin. Jednalo by se o proces, který by se velmi podobal vzniku a existence středooceánských hřbetů na Zemi. Vzhledem k tomu, že Europa má k Jupiteru vázanou rotaci a tedy má přivrácenou k planetě stále stejnou stranu, musely by mít praskliny pravidelnou strukturu v určitých snadno předvídatelných směrech. Nicméně pouze nejmladší praskliny mají tuto orientaci, starší praskliny jsou nahodile orientované, což vede k závěru, že se povrch měsíce pohybuje jinou rychlostí než vnitřek. Rozdílné rychlosti jednotlivých částí by nebyly možné, kdyby byl led pevně uchycen k podloží, což podporuje existenci kapalné vrstvy mezi ledem a horninou umožňující rozdílně rychlý pohyb. Srovnání fotografií ze sond Voyager a Galileo umožnilo určit horní hranici tohoto hypotetického skluzu, která byla určena na 12 tisíc let, kdy by mělo dojít k celkovému skluzu ledového krunýře vůči horninovému povrchu.
Další geologické útvary náhled|Velké povrchové praskliny v oblasti Conamara Chaos na ledových krách o velikosti přibližně 10 km. Bílé oblasti jsou paprsky vzniklé ejektou uvolněnou při vzniku kráteru Pwyll. náhled|260px|Strmý 250 metrů vysoký útes a okolní hladké planiny v oblasti Conamara Chaos
Další útvary přítomné na povrchu Europy jsou kruhové či eliptické skvrny tzv. lentikuly, které mohou mít různé tvary od dómů, přes kruhové deprese až po hladké tmavé skvrny. Jiné mohou mít neuspořádanou či hrubou nerovnoměrnou texturu. Některé dómy vypadají jako oblasti starších planin, které byly vytlačeny nahoru silou působící zespoda.
Jedna hypotéza předpokládá, že lentikuly vznikly jako diapiry teplejšího ledu, který stoupal k povrchu skrze studený led podobně jako magmatický krb v pozemské kůře. Hladké temné skvrny mohly vzniknout jako reakce na tento teplejší led, který roztavil okolní studený led a zanechal bazén teplejší vody. Neuspořádané lentikuly by pak mohly být tvořeny znovu zmrzlou vodou a velkým množstvím malých fragmentu ledových ker, podobně jako je tomu u zamrzlého moře s ledovými krami na Zemi.
Alternativní vysvětlení říká, že lentikuly jsou vlastně malé oblasti nahodilého chaotického terénu a že deprese, skvrny a dómy jsou výsledkem nízkého rozlišení snímků ze sondy Galileo a že se nejedná o žádné přírodní útvary. Argumentuje se, že led není dostatečně tlustý na to, aby umožnil vznik konvektivního přenosu tepla diapirem.
Podpovrchový oceán Velká část planetologů věří, že se pod ledovým krunýřem Europy nachází oceán kapalné vody, který je zahříván a udržován tekutý za pomoci slapových jevů. Teplo uvolňované radioaktivním rozpadem, které je téměř stejné jako na Zemi (na kilogram horniny), nedokáže dodávat dostatečné množství tepla pro udržení kapalného oceánu, jelikož průměr měsíce je mnohem menší než například u Země a těleso je tak na generování potřebného množství tepla příliš malé. Teploty na povrchu Europy jsou mezi -160 °C v oblasti rovníku a v oblasti pólů klesají pouze na -220 °C, což udržuje led silně podchlazený a velice tvrdý (přibližně o tvrdosti žuly). První náznaky tekutého podpovrchového oceánu pocházejí z teoretických úvah o teple vznikajícím slapovým působením (důsledek mírně excentrické oběžné dráhy Europy a Laplaceovy resonance s ostatními Galileovými měsíci). Tým vyhodnocující snímky ze sondy Galileo podporuje myšlenku existence kapalného oceánu a snaží se jí doložit analýzou snímků povrchu sond Voyager a Galileo.Greenberg, Richard; Europa: The Ocean Moon: Search for an Alien Biosphere, Springer Praxis Books, 2005
Nejvíce průkazné jsou snímky chaotického terénu, častých útvarů na povrchu Europy, které jsou některými vědci vyhodnocovány jako oblasti, kde se podpovrchový oceán protavil na povrch měsíce skrze ledovou krustu. Tato interpretace ale vzbuzuje mezi vědeckými kruhy velkou kontroverzi. Část geologů studující Europu tuto hypotézu zatracuje, namítají, že ledový obal není silný jen několik kilometrů, ale že dosahuje mnohem větší hloubky, či případně na neexistenci oceánu.Greeley, Ronald; et al.; Chapter 15: Geology of Europa, in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press, 2004 Rozdílné modely pak dávají hodnoty ledového obalu mezi několika kilometry až po desítky kilometrů.
náhled|vlevo|260px|Dva možné modely Europy Nejvhodnější místa pro zkoumání tloušťky ledu na povrchu Europy jsou velké impaktní krátery. Ty největší jsou obklopeny kruhovými koncentrickými kruhy a zdá se, že jsou vyplněny relativně hladkým čerstvým ledem. V závislosti na těchto pozorováních a výpočtech množství tepla generovaného slapovými jevy se odhaduje, že vnější kůra pevného ledu může být 10 až 30 km mocná včetně vrstvy teplejšího ledu, což by znamenalo, že oceán tekuté vody by byl pak hluboký okolo 100 km. Na základě těchto závěrů byly učiněny pokusy odhadnout celkové množství vody v oceánu, který by měl obsahovat 3×1018 m3, což je přibližně 2krát více než je množství vody ve světovém oceánu na Zemi.
Existuje i další model, který naznačuje, že ledová pokrývka na měsíci může být jen několik kilometrů tlustá. Nicméně, většina planetologů soudí, že tento model zahrnuje pouze nejvyšší vrstvy kůry Europy, která se chová pružně, když je ovlivněna slapovými jevy Jupiteru. Příkladem budiž ohybová analýza, u které je rovina nebo koule zatěžována a ohýbána velkým závažím. Modely jako tento podporují, že vnější pružná část ledového příkrovu může být slabá jen 200 m. Pokud je ale krusta skutečně silná jen několik kilometrů, existuje reálná šance, že povrch měsíce je v interakci s oceánem skrze zlomy a praskliny v ledovém obalu, čímž by mohlo docházet ke vzniku chaotického terénu při průvalu vody na povrch.
Na konci roku 2008 se objevila myšlenka, že Jupiter může udržovat oceány Europy teplé vytvářením velkých planetárních slapových vln na měsíc v důsledku malého, ale nenulového sklonu její rotační osy. Tyto původně neuvažované slapové síly, nazývané Rossbyho vlny, se šíří poměrně pomalu, pouze několik kilometrů za den, ale mohou mít velkou kinetickou energii. V případě sklonu rotační osy 0,1° by mohly uchovávat až 7,3×1017 J kinetické energie, což je 200krát více než v případě vln vyvolaných dominantními slapovými silami. Tato energie by mohla být nejdůležitějším zdrojem tepla pro oceány na Europě.
Sonda Galileo objevila, že Europa má slabý magnetický moment, který je vyvoláván různými částmi Jupiterova magnetického pole. Síla pole v oblasti magnetického rovníku dosahuje okolo 120 nT, což je přibližně šestina magnetického momentu Ganymédu a šestkrát silnější než u Callista. Existence indukovaného pole vyžaduje vrstvu vysoce elektricky vodivého materiálu ve vnitřní stavbě měsíce. Nejvíce vhodným kandidátem v současnosti se jeví rozsáhlý podpovrchový oceán slané vody. Spektroskopické měření naznačují, že tmavé skvrny a další útvary by mohly být bohaté na soli jako např. síran hořečnatý, který by se ukládal během vypařování vody. Soli kyseliny sírové jsou dalším možným vysvětlením pro spektroskopická pozorování. Jelikož obě zmiňované látky jsou bílé či bezbarvé, musí se v ledu vyskytovat i nějaké další sloučeniny síry, tvořící červené oblasti na povrchu.
Složení oceánu